Résultats de MESSENGER obtenus depuis l'orbite

MESSENGER a travaillé en orbite autour de Mercure depuis avril 2011. Il avait atteint Mercure le 18 mars 2011 GMT via une manoeuvre d'insertion. Après que son comburant ait été épuisé, la mission a été finalement précipitée à la surface de Mercure le 30/04/2015

Données datées juin 2011 Données datées été 2011 Données datées automne 2011 Données datées début 2012 Données datées mi-2012

Données datées fin 2012 Données datées début 2013 Données datées mi-2013 Données datées 2014 Données datées 2015

Données datées juin 2011

Les premières données scientifiques renvoyées par MESSENGER bouleversent beaucoup des idées qu'on se faisait sur Mercure. En termes de caractéristiques du relief, les premières données ont réussi à expliquer les dépôts clairs et irréguliers qu'on avait observé sur le fond de certains cratères sans pouvoir les expliquer. Il s'agit de groupe de puits sans bords, irréguliers et souvent entourés de halos diffus de matériau à fort albédo. Ces puits sont associées aux pics centraux, aux anneaux de ces pics et aux bords des cratères. Il pourrait s'agir d'éléments jeunes, géologiquement qui indiqueraient qu'il y a eu, dans la croûte de Mars un composant volatile plus important que prévu. En ce qui concerne la composition de surface, les données montre qu'on trouve en moyenne, sur de grandes parties de la surface des composés magnésium/silicium, aluminium/silicium et calcium/silicium et cela montre, qu'à la différence de la Lune, la surface de Mercure n'est pas dominée par des roches riches en feldspaths. De fortes quantités de soufre ont également été observés, ce qui peut vraisemblablement avoir produit des minéraux sulfatés, ce qui suggère que les matériaux d'origine dont Mercure s'est formé pourraient avoir été moins oxydés que ceux qui ont formé les autres planètes telluriques. Cela a donc des implications importantes pour ce qui est de comprendre la nature du volcanisme mercurien. L'importance du volcanisme dans la formation des plaines mercuriennes est plus grande que prévu. Les régions polaires de Mercure, par ailleurs, ont été cartographiées et montrent qu'il s'agit d'une vaste région d'altitudes basses. Les données radar recueillies vont dans le sens que des dépôts polaires existent dans les cratères polaires qui, comme sur la Lune, pourrait consister en glace -d'eau ou autre- qui aurait été préservée sur les fonds des cratères en permanence dans l'ombre. Des évènements énergétiques sont vus se dérouler avec une précision d'horloge dans la magnétosphère de Mercure (qui ressemble à la Terre). Ces évènements avaient été l'un des principales découvertes faites par la mission Mariner 10 et les scientifiques s'étaient étonnés que MESSENGER n'en ait détecté aucun au cours de ses trois passages précédents

	composants de la surface de Mercure comparés aux planètes du système solaire interne, sauf Vénus (en anglais; "Earth"=Terre). NASA
	les lignes de la magnétosphère sont différentes au pôle nord et au pôle sud de la planète. NASA
	emplacement des évènements électrons énergétiques par rapport au champ magnétique de Mercure. NASA
	les promontoires de l'image constituent le pic central d'un cratère non-nommé; ces pics centraux sont intéressants car ils permettent d'observer des matériaux provenant des profondeurs. NASA/Johns Hopkins Applied Physics Laboratory/Carnegie Institute of Washington
	en bas à gauche, on voit une zone de plaines; des chaînes de cratères secondaires se voient au milieu de l'image et un cratère avec une forte muraille en bas à droite. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	le terminateur de Mercure vu ici en couleurs. Doubles-cratères caractéristiques et escarpements. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	les différentes formations présentes sur cette image couleur datée de juin 2011, les cratères Qi Baishi, Hovnatanian, Kalidasa, et Tolstoï, montrent la surface cratérisée et variable de Mercure. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	cette image montre un grand cratère non nommé de l'hémisphère sud. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	Beagle Rupes, la faille en arc que l'on voit sur l'image (prise en juillet 2011), est l'une des failles les plus élevées et les plus longues de Mercure. Elle déforme et tronque le cratère d'impact elliptique Sveinsdóttir que l'on voit en bas à gauche. On pense que Beagle Rupes et les autres failles de Mercure sont l'expression de surface de failles de poussée qui ont résulté du fait que la planète, en se refroidissant, s'est contractée. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Données datées été 2011

La mission MESSENGER continue de renvoyer des images de Mercure

	le grand bassin Rembrandt est sur la gauche. En contraste par rapport au matériau relativement plus sombre qui l'entoure, le cratère Amaral et ses rayons brillants se voit sur la droite. Le bassin Rembrandt présente un intérêt scientifique particulier du fait de sa grande taille, de sa jeunesse et de ses caractéristiques regardant ses phases d'expansion et de contraction. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	chaîne de petits cratères. De telles chaînes de cratères secondaires peuvent se former lorsque les éjecta d'un impact retombent alentours. L'image montre aussi des plaines lisses, résultat de processus volcaniques qui ont rempli un grand cratère d'impact. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	cratère situé sur le bord du grand cratère Oskison, qui se trouvent dans les plaines au Nord de Caloris basin. La vue détaillée montre ses murs en terrasses et son fond plat. Les zones ombrées, à gauche, sont le mur d'Oskison. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Données datées automne 2011

Les données prises de l'orbite révèlent que le champ magnétique de Mercure est très décalé par rapport au Nord géographique, de 20% du rayon de la planète. Ce décalage, rapporté à la taille de Mercure, est plus important que pour toute autre planète du système solaire et cela représente une question pour les explications théoriques de la magnétosphère mercurienne. Cela signifie aussi que le champ magnétique devrait être, dans l'hémisphère sud, beaucoup plus faible qu'au Nord, avec une différence de de 3 fois et demi. D'où que les particules énergétiques, le vent solaire et les électrons à haute énergie doivent impacter préférentiellement au Sud et d'où une assymétrie des sources des particules de l'exosphère de Mercure ainsi que de la décoloration de la surface par ces particules chargées. L'exosphère, tenue, de Mercure est générée et "entretenue" par l'interaction de l'environnement spatial avec la surface; certaines incohérences entre le volume de magnésium et de calcium pour la face cachée pourraient questionner l'idée que ces particules étaient décapées du sol sur le côté jour et envoyés à l'arrière par la pression du vent solaire. La magnétosphère de Mercure se couplerait en fait au champ magnétique interplanétaire et dirigerait les ions solaires directement sur la face cachée (même si cette explication n'est pas suffisante). Les astronomes ont également observé une concentration inexpliquée de calcium à l'aube à l'équateur, laquelle, de plus, semble persistente alors qu'un tel phénomène n'existe pas pour le magnésium, qui est cependant chimiquement semblable au calcium. Le sodium est le taux de ions le plus présent près des pôles et est vraisemblablement libéré par les ions du vent solaire dans un processus semblable à celui qui crée les aurores sur Terre. Un observateur qui se trouverait sur le côté dans la nuit de Mercure au bon moment de l'année verrait une faible lumière orange, la lumière de la queue mercurienne de sodium. L'hélium se rencontre aussi dans toute la magnétosphère et provient du Soleil via le vent solaire. La magnétosphère de Mercure est faible et ne fournit que peu de protection contre le vent solaire; aussi, une météo spatiale extrême doit-elle être continue sur cette surface qui est, dans le système solaire, la plus proche du Soleil. Après son premier jour solaire mercurien, MESSENGER a quasi terminé deux de ses buts fondamentaux en matière de photographie globale de la planète: une carte monochrome à 250m/pixel et une carte en 8 couleurs, à 1km/pixel; les deux cartes, chacune, couvrent toute la planàte dans des conditions d'éclairage uniformes. De grandes surfaces de plaines tout au long de Mercure avaient été observées par la mission Mariner 10 semblent avoir été formées par du volcanisme, lequel a joué un rôle important dans le travail de la croûte de Mercure. Les données de MESSENGER montrent que les roches volcaniques dominent l'essentiel de la croûte de la planète et, même dans des régions géologiquement complexes et là où les impacts de cratères ont détruit les caractéristiques d'origine. Les laves peuvent être localement aussi épaisses que 2 km (1,2 miles) et des évents, qui peuvent mesurer jusqu'à 25 km (16 miles) de long, semblent être les sources de certains de ces flots de lave extrêmes. Les flots de lave ont aussi érodé le substrat, creusant des vallées et créant des hauteurs en forme de larme. Mercure, par ailleurs, manque de fer dans ses minéraux siliceux des roches de surface, ce qui représente une différence importante avec la plupart des croûtes planétaires connues. Le souffre est présent. Des "hollows" (des "dépressions"), enfin, soit de petites dépressions très brillantes et bleues, peu profondes, irrégulières se trouvent souvent en groupe sur le fond des cratères ou sur les pics centraux de ceux-ci; ce sont une variété de puits qui pourraient bien être encore actifs et continuer de se former aujourd'hui, d'où que Mercure serait actif! Le potassium, qui se vaporise à des températures relativement basses, est présent et Mercure a des matériaux volatils semblables à ce qu'on trouve sur Vénus, la Terre et Mars mais ils sont plus importants en diversité que sur la Lune. Mercure possède beaucoup plus de fer, pour ce qui est de l'ensemble de sa masse, que Vénus, la Terre et Mars et les observations permettent de penser que la composition de surface de la planète est semblable à ce qu'on doit attendre si la composition globale est dans l'ensemble similaire à celle des météorites chondritiques, riches en métaux et à processus hautement réducteur, objets qui sont des restes de la formation du système solaire. On pense qu'une relation possible existe entre la formation de dépôts volcaniques d'origine explosive et les hollows. Les connaissances que l'on obtient actuellement permettent de préciser les buts scientifiques de la mission conjointe Europe-Japon, Bepi-Colombo, qui s'élancera pour Mercure en 2014

	MESSENGER a découvert une nouvelle catégorie de dépressions (flèches jaunes). Certaines comportent des intérieurs brillants et des halos (flèches blanches). L'équipe de MESSENGER les a appelés des "hollows" ("creux" en anglais) de façon à les distinguer d'autres dépressions non-liées à un phénomène d'impact (ainsi des évents volcaniques ou des puits d'effondrement). L'origine des hollows n'est pas certaine: elle peut impliquer la perte de matériau volatile telle la sublimation de matériau exposé par l'impact créant un cratère. AAAS/Science
	l'image montre Mercure et la face visible de la Lune à leur luminosité relative correcte. Mercure, en moyenne, est 15% plus sombre dans la lumière visible. Cela étonne les astronomes car la surface de Mercure est plus pauvre en fer, l'élément qui, sur la Lune, est le plus responsable du fait que les roches absorbent la lumière. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	une sorte d'étang, qui s'est formé de matériau d'impact fondu éjecté lors de la création d'un cratère qui n'est pas dans le champ. Dans ce creux, le matériau a formé une surface lisse. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	cette dépression, qui ne présente pas de rebord et qui n'est pas circulaire, se trouve sur l'une des marges intérieures de Caloris Basin. Il s'agit de l'évent d'un petit volcan explosif. Il est similaire à d'autres évents volcaniques de Mercure. Le peu de cratères surimposés montrent qu'il est relativement jeune. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	les pics centraux du cratère Eminescu se dévoilent ici en haute résolution, révélant une vue remarquable de "hollows"! Certains ont fusionné en formations plus grandes. On voit également un bel horizon mercurien en toile de fond. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	d'autres "hollows" dans un cratère. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Données début 2012

La mission MESSENGER continue de renvoyer des images de Mercure. En mars 2012 les plus récents développements pour ce qui est de la mission sont que le premier modèle précis du champ gravitationnel de Mercure a été créé lequel, combiné avec les données topographiques et la rotation de la planète permet de mieux comprendre la structure interne de Mercure. Le coeur y représente 85% du rayon total, soit une taille encore plus grande que ce qu'on pensait. Malgré la petite taille de Mercure, des mouvements dynamiques subtils mesurés depuis la Terre par radar qu'on a confronté aux derniers paramètre mesurés par MESSENGER quant au champ de gravité et aux caractéristiques du champ magnétique interne, qui montrent une dynamo active, on en déduit que le coeur est au moins partiellement liquide. Ces découvertes ont une importance pour ce qui est de la génération du champ magnétique et de comment la planète a évolué thermiquement. Par ailleurs, on a élaboré le premier modèle topographique précis de l'hémisphère nord, lequel montre que l'échelle des altitudes est considérablement plus faible que pour Mars ou la Lune, par exemple. L'élément le plus important est une zone étendue de basse terres aux hautes latitudes nord (s'y trouvent aussi les plaines nord volcaniques). Dans cette région de basses terres, prend place une poussée d'altitude qui s'est formé une fois ces plaines volcaniques en place. Aux latitudes moyennes, les plaines intérieures du bassin d'impact Caloris Basin (1550km (960 miles) de diamètre), ont été modifiées de sorte que cette partie du fond du bassin se trouve maintenant plus haut que le bord. Cette partie surélevée semble faire partie d'une zone d'altitude plus élevée quasi linéaire, qui se trouve aux latitudes moyennes et qui s'étend approximativement sur la moitié de la circonférence de la planèt;e. Tout cela implique que des changements à grande échelle de la topographie mercurienne ont eu lieu après l'ère de la formation des bassins d'impact et que la mise en place de plaines volcaniques à grande échelles se soient terminées. Pour ce qui est de la question des dépôts brillants des pôles tels que vus au radar, qu'on suppose être surtout de l'eau de glace, les images de MESSENGER montre qu'ils se trouvent tous, aussi bien près du pôle nord que du pôle sud, dans des zones d'ombre permanente, résultats qui sont cohérents avec l'hypothèse formulée mais ces données, cependant, ne constituent pas une preuve définitive

	cette vue du cratère Kuiper en montre les rayons qui ément de son cratère relativement jeune ainsi que la couleur plus rouge des ejectas; celle-ci pourrait provenir de la composition géologique différente du matériau exhumé par l'impact qui a formé le cratère. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	vue pleine de couleurs de Brontë (le grand cratère en bas à gauche) et de Degas (le cratère aux teintes bleues au-dessus de Brontë). Les deux cratères se trouvent dans Sobkou Planitia, une région de plaines qui s'est formée lors d'une activité volcanique ancienne. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	vue d'une région complexe avec le cratère de Graft, avec un fort albédo et un fond rempli de "hollows", qui se voit à droite et un plus petit cratère avec un albédo semblable qui se trouve au sud-ouest. On voit aussi, traversant le paysage du Sud au Nord, des rayons, qui proviennent de Hokusai, un cratère situé à plus de 1500 km (930 miles). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	Un puits dans le bassin Tolstoï dont le fond a été vraisemblablement rempli par les laves. Ce puits peut s'être formé lorsque du magma s'est retiré d'une cavité peu profonde, ce qui a amené la surface à s'effondrer. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	portion de Rachmaninov, un bassin à double muraille; on voit des "hollows" sur les pics des anneaux intérieur et extérieur ainsi que des "graben" (au bas). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	dans un ensemble de cratères sans nom, dans l'hémisphère nord, se voient des terrasses qui contiennent des marais murés de matière d'impact fondue ainsi qu'un pic central (on y voit un matériau brillant voire des hollows près du sommet). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	le cratère Firdousi est un cratère d'impact relativement jeune d'aux alentours de 96km (60 miles) de diamètre. De nombreux cratères secondaires produits par l'impact dominent les environs; ils comportent de nombreux halos à d'éjecta relativement bleus à forte réflectance. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	on voit ici deux bassins mercuriens: Schubert (en haut à gauche) et Tchékov (en bas à droite). Les deux avoisinent les 200km (124 miles) de diamètre. Schubert est jeune et possède un fond régulier; Tchékov est plus vieux -comme en attestent les nombreux cratères qui ont frappé ses murs et son fond- et présente un pic en anneau proéminent. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	une portion du cratère Abedin (116km -73 miles- de diamètre) qui montre de nombreuses petites fractures; on pense qu'il s'agit de "graben", qui résultent de stress extensionnels lesquels peuvent avoir résulté du refroidissement et de la solidification soit du matériau fondu d'un impact soit de laves volcaniques. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	comparaison des structures internes de la Terre et de Mercure telles qu'actuellement comprises sur la base des plus récentes données de la mission MESSENGER (en anglais). L'intérieur de Mercure possède une proportion plus grande, par rapport à des matériaux silicatés rocheux, de matériau métallique dans le coeur que la Terre. Mercure semble aussi avoir une couche solide de sulfite de fer au-dessus du coeur. La présence de cette couche, d'ailleurs, limite, de façon importante, les températures qui peuvent exister à l'intérieur de la planète et peut aussi influer sur la génération du champ magnétique (traduction: à gauche, de haut en bas: croûte, manteau supérieur, manteau inférieur, coeur liquide externe, coeur solide interne; à droite (idem): croûte, manteau, couche solide liée au coeur de sulfite de fer, coeur moyen liquide, coeur interne solide). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	la partie supérieure de l'image montre une étendue de Mercure dont l'albédo ne s'accroît pas fortement dans les longueurs d'onde plus longues, une propriété qui donne cette teinte relativement bleue. Ces zones bleues ont également un albédo plus faible, en général, que la surface moyenne de Mercure. Le terrain au Sud et à l'Ouest a une couleur plus rouge. L'une des questions sur lesquelles on bute encore est de savoir quels types de roches correspondent à ces différences de couleur (la zone de l'image comprend les cratères Amaral, Neruda et Sher-Gil). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	une vue du bord sud du bassin d'impact Caloris. Les taches rouges nettes sont associées à des dépressions irrégulières qu'on pense être des évents volcaniques. Ces dépôts rouges sont probablement constitués de matériau pyroclastique qui a été éjecté des évents pendant des éruptions explosives. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Données datées mi-2012

	une série de cratères mercuriens se voit sur cette image. A la limite de l'image, en bas, le cratère Tyagaraja Crater montre du matériau brillant sur son sol, des murs en terrasses et des pics centraux; il mesure 97km de diamètre (60 miles). Au centre, le cratère Zeami, en plus, montre des chaînes de cratères. Au nord de se trouve Sophocle, d'un diamètre de 142km (88 miles); il porte un plus petit cratère dans sa partie supérieure. A la gauche de Sophocle, le plus petit cratère Théophane (46km -29 miles) montre un matériau de teinte orange autour de l'ouverture. Le cratère Goya se trouve à la droite de Sophocle et il est d'une taille similaire à lui. Le cratère Stevenson Crater se trouve dans le quart en bas à gauche et porte une forme nette en "X" qui est formée par deux chaînes de cratères secondaires. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	le bassin Rustaveli, dans l'hémisphère nord de Mercure, présente un fond uni, avec peu d'érosion et un pic central à structure en anneau. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	paysage entre les cratères Moody et Amaral. La zone en bleu foncé (un matériau dit "Low Reflectance Material" ("matériau à albédo faible", LRM)) en bas au centre de l'image et le cratère brillant à rayons sur la gauche présentent un intérêt. Un petit cratère très sombre se voit juste au-dessus du cratère à rayons. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	on pense que ce puit d'effondrement, dans le cratère Picasso, est un endroit où du magma souterrain a été évacué, amenant l'effondrement. De tels puits se voient aussi dans d'autres endroits de Mercure. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	une surface texturée, des pics, caractéristiques qui pourraient être dues à une ancienne activité volcanique ainsi que plusieurs failles se voient au centre du cratère Derain. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	les pics centraux, du cratère Abedin s'élèvent à une altitude impressionnante. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	Rachmaninoff est un bassin à double anneau spectaculaire. Autour du bassin se voit le cercles de montagnes qui composent la structure résultant de l'impact alors que, sur le fond du bassin, on voit aussi des failles concentriques. Ces deux zones sont différentes en termes de matériaux. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Données datées fin 2012

MESSENGER a découvert des groupes inhabituels de crêtes et de failles sur Mercure, lesquelles sont des assemblages de formes tectoniques. A la différence des failles qui ne se forment que du fait de la contraction thermique de Mercure, ces terrains se relient à des déformations horizontales et des déformations du matériau de la croûte. La sonde a observé, par exemple dans les bassins mercuriens, des familles de failles de grande taille, ou "graben", entourés par des crêtes de contraction organisées en anneaux circulaires. Ces aspects du terrain sont également associés à des cratères fantômes, qui sont des cratères d'impact qui ont été envahis et enterrés par des flots de lave. Les fins dépôts volcaniques qui recouvrent le bord de ces cratères enterrés permettent de concentrer les forces de contraction, ce qui crée un anneau en crête révélant l'image du cratère. Le processus qui crée ces formes de relief combine l'éruption et l'accumulation rapide de flots de lave très fluides en des zones refroidies épaisses et le taux rapide de contraction de Mercure. Ce qui fait donc que ces structures ne s'observent que sur Mercure (NB: ce sujet n'est pas illustré ci-dessous)

De nouvelles observations, fin 2012, confortent fortement l'hypothèse émise déjà depuis longtemps que Mercure, dans ses cratères polaires plongés en permanence dans l'ombre, abrite de la glace d'eau en quantité et d'autres matériaux gelés. Des données fournies aussi bien par la spectrométrie, l'albédo et des modèles de température font partie des preuves. La présence d'eau est due au fait que l'inclinaison de l'axe des pôles mercuriens est quasiment de zéro et qu'il y a donc des poches, aux pôles, qui ne voient jamais le Soleil. Le radio-télescope d'Aricebo, en 1991, avaient détecté des zones radar inhabituellement brillantes aux pôles de Mercure, qui reflétaient les ondes radio de la manière que l'aurait fait de la glace. Nombre de ces zones correspondaient à l'emplacement de grands cratères d'impact qui avaient été cartographiés par la mission Mariner 10 dans les années 1970. Mariner 10, cependant, n'avait observé que la moitié de la surface de Mercure et les planétologues ne disposaient donc pas d'images complètes des pôles. On pense, au vu de ces récents résultats, que la glace de Mercure est enterrée sous une couche de matériau inhabituellement noir qui s'étend sur la plupart des régions hydratées. Ainsi, une couche riche en hydrogène -qui serait donc de la glace d'eau- de plus de dizaines de centimètres (pouces) se trouve en-dessous d'une couche superficielle, isolante thermiquement, de 10 à 20 centimètres (pouces). L'eau comme le matérau isolant ont vraisemblablement été apportés par des comètes ou des astéroïdes. Le matériau sombre est vraisemblablement un mélance de composés organiques complexes et il a pu être assombri, de plus, même dans les zones dans l'ombre permanente, par l'exposition aux radiations radicales de l'environnement mercurien (NB: ce sujet n'est pas illustré ci-dessous)

	le cratère Seuss est relativement jeune et l'intérieur présente une fonte d'impact et des hollows; l'impact a également excavé des métériaux de différentes couleurs et donc caractéristiques. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	on s'est rendu compte que les hollows devraient être un relief relativement commun de Mercure. Sur cette image, leurs murs accentués et leurs structures bien définies contrastent avec le terrain de fond, qui est plus uni. Cela indique qu'ils sont nettement plus jeunes que les environs et cela pourrait même laisser penser qu'ils se forment encore de nos jours. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	ces cratères d'impact groupés et similaires en taille sont vraisemblablement des cratères "secondaires", qui se forment du fait des éjectas produits par un impact principal (le matériau est excavé et projeté au loin). Ces cratères-ci semblent provenir de l'impact qui a créé le cratère Fonteyn, qui se trouve à plus de 1000km (622 miles) de là, à l'Est. La zone claire est un segment de l'un des rayons du cratère Fonteyn. Les cratères secondaires ont un diamètre de 29km (18 miles) et cela montre qu'ils peuvent être formés par des éjectas ayant voyagé sur de longues distances. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	de nombreuses régions de Mercure sont faites de terrains relativement rouges et plats; il semble que ce soit des régions basses inondées et de cratères partiellement remplis ou ensevelis. On pense que ces plaines unies résultent d'une activité volcanique qui les a noyées de grandes quantités de laves à faible viscosité. . NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	cette vue du bord de Mercure donne une idée de la vue qu'on aurait depuis une capsule en orbite. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	le jeune cratère d'impact Petipa, avec ses rayons, s'est formé près de la frontière entre un terrain intermédiaire (en brun sur l'image, dans le bas) et du matériau à albédo faible (en bleu foncé, au milieu). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	après leur formation, les cratères sont souvent modifiés: leur muraille s'effondre partiellement. Les systèmes de faille qui entourent le périmètre de ce cratère se manifestent comme des falaises élevées, linéaires qui font face à l'intérieur du cratère. Elles ont facilité la descente de matériau depuis la muraille. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	les rayons bleus du cratère Bek dominent ce paysage et couvrent les cratères voisins de matériau récent. On pense que le cratère Lermontov, en haut, a été le site d'éruptions volcaniques explosives. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Données datées début 2013

La surface de Mercure a été imagée à 100% en mars 2013

cette carte couleur globale de Mercure résulte de l'assemblage de milliers d'ensembles d'images obtenues par la Wide Angle Camera (WAC) -caméra grand-angle- de MESSENGER. Les couleurs sont liées aux variations de réflexion spectrale. Les deux images permettent de voir les différences aussi bien en termes de composition des sols qu'en termes de combien de temps les matériaux ont été exposés à la lumière solaire. Les rayons des cratères d'impact jeunes sont bleu clair ou blanc. Les zones bleu moyen et bleu foncé sont une unité géologique de la croûte mercurienne qu'on appelle "matériau à faible réflectance", qu'on pense être riche en un minéral sombre et opaque. Les zones brun clair sont des plaines formées par l'éruption de laves hautement fluides. La grande zone circulaire au-dessus, près du centre, est le bassin Caloris, un bassin d'impact, dont l'intérieur est rempli de plaines volcaniques lisses, relativement plus jeunes. Les petites taches orangées sont des matériaux qui ont été déposés par des éruptions volcaniques explosives. Le matériau sur Mercure, d'une façon générale, s'assombrit progressivement du fait qu'il est exposé à l'environnement spatial. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Données datées mi-2013

près du rebord sud du bassin Caloris, une dépression à forme irrégulière est analysée comme un évent volcanique pyroclastique avec un matériau sombre de faible albédo (en anglais "Low Reflectance Material", LRM). La plupart des évents pyroclastiques ne présentent pas ce matériau noir mais d'autres en présentent de petites couches. picture courtesy NASA/Johns Hopkins University Applied Physics

Données datées 2014

L'Union astronomique internationale (UAI) a nommé un cratère de Mercure en l'honneur de John Lennon, le musicien anglais de pop music, membre des Beatles, le groupe le plus populaire de sa génération. Sont aussi honorés -ainsi que quelques autres- Hector Berlioz, le musicien romantique français, l'auteur américain Truman Capote, le sculpteur américain Alexandre Calder ainsi qu'Erich-Maria Remarque, l'auteur allemand auteur de la célèbre nouvelle "A l'Ouest, rien de nouveau"

	belle vue du jeune cratère Cunningham (1 milliard d'années) avec ses terrasses bien préservées et son pic central net. NASA
	la zone d'éjecta bleu diffus qui émane du cratère Balanchine pourrait avoir son origine dans un précédent impact, le nouvel impact ayant redistribué les dépôts. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	la plaine intérieure brillante du cratère Lermontov possède de grandes dépressions, qui ont été interprétées comme la preuve de volcanisme explosif -lequel donne des éléments sur l'histoire volcanique de Mercure. La surface semble aussi avoir été altérée par des hollows. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	cette image montre le complexe cratère Bartok ainsi que le limbe de Mercure. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics
	on pense que la zone irrégulière (avec un pic central), de 30km (19 miles) de diamètre, au bas de l'image, est à relier à une activité volcanique de surface (en anglais "shallow volcanic activity") et qu'elle s'est formée lorsque du magma proche de la surface a disparu, faisant s'effondrer la surface. Ces cratères avec zone intérieure volcanique sont dit, en anglais, "pit-floor craters" ("cratères à plancher en puits". NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Données datées 2015

	un évent volcanique au nord-est du bassin Rachmaninov montre une région adoucie, recouverte des très fines particules que l'évent éjecte de façon explosive. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	le cratère Lessing, dans le bas à gauche présente, au lieu d'un pic central (que l'on trouve dans les cratères importants de Mercure), il montre un puits central qui résulte probablement d'une activité volcanique. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	on voit ici l'intérieur du cratère Abedin; le fond du cratère est couvert de roches qui ont fondu du fait de l'impact qui a créé le cratère et on voit aussi (à gauche) des fissures résultant du refroidissement du matériau fondu. La faible dépression qu'on voit, au centre, entre les pics centraux, pourrait être d'origine volcanique. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	la mission MESSENGER a été précipitée sur la surface de Mercure le 30/04/2015 à une vitesse de 14000 km/h et la sonde a heurté la planète sur le côté éloigné de la Terre. La mission avait épuisé son carburant et une série de manoeuvres de correction d'orbite avait préparé la descente; la mission, dans ses derniers moments, a pu mesurer les anomalies magnétiques de Mercure (légendes en anglais). NASA